Реферат: Що таке зірки
Вважається, що об'єкти з масами меншими 0,02 М вже не є зірками. Вони позбавлені внутрішніх джерел енергії, і їхня світність близька до нуля. Зазвичай ці об'єкти відносять до планет. Найбільші безпосередньо виміряні маси не перевищують 60М.
Сучасна астрономія має велику кількість аргументів на користь твердження, що зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пилової міжзоряного середовища. Процес утворення зірок з цього середовища продовжується і в даний час. З'ясування цієї обставини є одним з найбільших досягнень сучасної астрономії. Ще порівняно недавно вважали, що всі зірки утворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Краху цих метафізичних уявлень сприяв, насамперед, прогрес спостережної астрономії і розвиток теорії будови і еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багато спостережувані зірки є порівняно молодими об'єктами, а деякі з них виникли тоді, коли на Землі вже була людина.
Важливим аргументом на користь висновку про те, що зірки утворюються з міжзоряного газово-пилової середовища, служить розташування груп завідомо молодих зірок (так званих «асоціацій») в спіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно з радіоастрономічних спостережень міжзоряний газ концентрується переважно в спіральних рукавах галактик. Зокрема, це має місце і в нашій Галактиці. Більш того, з детальних «радіо зображень» деяких близьких до нас галактик випливає, що найбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (по відношенню до центру відповідної галактики) краях спіралі, що знаходить природне пояснення, на деталях якого ми тут зупинятися не будемо. Але саме в цих частинах спіралей спостерігаються методами оптичної астрономії «зони Н», тобто хмари іонізованого міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бути тільки ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок – об'єктів завідомо молодих.
Центральним у проблемі еволюції зірок є питання про джерела їх енергії. У минулому столітті і на початку цього століття пропонувалися різні гіпотези про природу джерел енергії Сонця і зірок. Деякі вчені, наприклад, вважали, що джерелом сонячної енергії є безперервне випадання на його поверхню метеорів, інші шукали джерело в безперервному стисненні Сонця. Звільняється при такому процесі потенційна енергія могла б, за деяких умов «перейти у випромінювання. Як ми побачимо, нижче, це джерело на ранньому етапі еволюції зірки може бути досить ефективним, але він ніяк не може забезпечити випромінювання Сонця протягом необхідного часу.
Успіхи ядерної фізики дозволили вирішити проблему джерел зоряної енергії ще наприкінці тридцятих років нашого століття. Таким джерелом є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються в надрах зірок при пануючої там дуже високій температурі (близько десяти мільйонів градусів).
У результаті цих реакцій, швидкість яких сильно залежить від температури, протони перетворюються на ядра гелію, а звільняється енергія повільно «просочується» крізь надра зірок і, врешті-решт, значно трансформована, випромінюється у світовий простір. Це виключно потужне джерело. Якщо припустити, що спочатку Сонце складалося тільки з водню, який у результаті термоядерних реакцій цілком перетвориться на гелій, то виділилося кількість енергії складе приблизно 1052 ерг. Таким чином, для підтримки випромінювання на спостережуваному рівні протягом мільярдів років досить, щоб Сонце «витратило» не понад 10% свого первісного запасу водню.
Тепер можна уявити картину еволюції якої-небудь зірки наступним чином. З різних причин (їх можна вказати кілька) початок конденсуватися хмара міжзоряного газово-пилової середовища. Досить скоро (зрозуміло, за астрономічними масштабами!) Під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно щільний непрозорий газовий кулю. Строго кажучи, ця куля ще не можна назвати зіркою, тому що в його центральних областях температура недостатня для того, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозі поки врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він буде безупинно стискуватися. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозірки спостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних утворень, так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, однак, змусили відмовитися від такої досить наївною точки зору. Звичайно одночасно утворюється не одна протозірка, а більш-менш численна група їх. Надалі ці групи стають зоряними асоціаціями і скупченнями, добре відомими астрономам. Досить імовірно, що на цьому самому ранньому етапі еволюції зірки навколо неї утворюються згустки з меншою масою, які потім поступово перетворюються на планети.
При стисненні протозірки температура її підвищується, і значна частина звільняється потенційної енергії випромінюється в навколишній простір. Так як розміри стискального газової кулі дуже великі, то випромінювання з одиниці його поверхні буде незначним. Коль скоро потік випромінювання з одиниці поверхні пропорційний четвертого ступеня температури (закон Стефана – Больцмана), температура поверхневих шарів зірки порівняно низька, між тим як її світність майже така ж, як у звичайної зірки з тією ж масою. Тому на діаграмі «спектр – світність» такі зірки розташуються вправо від головної послідовності, тобто потраплять в область червоних гігантів або червоних карликів, залежно від значень їх первинних мас.
Надалі протозірка продовжує стискатися. Її розміри стають менше, а поверхнева температура зростає внаслідок чого спектр стає все більш раннім. Таким чином, рухаючись по діаграмі «спектр – світність», протозірка досить швидко «сяде» на головну послідовність. У цей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для тою, щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння, і газова куля перестає стискатися. Протозірок стає зіркою.
Але що станеться з зірками, коли реакція «гелій – вуглець» у центральних областях вичерпає себе, так само як і воднева реакція в тонкому шарі, що оточує гаряче щільне ядро? Яка стадія еволюції наступить слідом за стадією червоного гіганта?
Сукупність даних спостережень, а також ряд теоретичних міркувань говорять про те, що на цьому етапі еволюції зірки, маса яких менша, ніж 1,2 маси Сонця, істотну частину своєї маси, творчу їхню зовнішню оболонку, «скидають». Такий процес ми спостерігаємо, мабуть, як утворення так званих «планетарних туманностей». Після того, як від зірки відокремиться з порівняно невеликою швидкістю зовнішня оболонка, «розкриються» її внутрішні, дуже гарячі шари. При цьому відокремилася оболонка буде розширюватися, все далі й далі відходячи від зірки.
Потужне ультрафіолетове випромінювання зірки – ядра планетарної туманності – буде атоми в оболонці, збуджуючи їх світінн